Neue Ergebnisse der Neutrinophysik DPG Aachen Caren Hagner Virginia Tech 2002 großes Jahr in der Neutrinophysik! April: SNO Flavoränderung bei solaren Neutrinos Dezember: KamLAND Reaktor Neutrinos LMA-Lösung Nobelpr: Namen sagen Tenor: Nichtstandardeigenschaften der Neutrinos gezeigt (schon in ersten Ga, Cl, SK-experimenten) Neutrinooszillationen beste Hypothese: SNO, Kamland, K2K 4 Schienen Neutrinomassen zu messen: Oszillationen Neutrinomasse aus Kinetik (beta-Zerfaelle) Majorana-Neutrinomasse aus Leptonzahl verletzenden Prozessen (Doppelbetazerfaelle) Kosmische Massen Erste Hinweise auf Neutrinomassen durch Experimente mit natuerlichen nu-quellen Genaue Vermessung von Massen und Mischung mit Reaktor/Beschleuniger experimenten Oktober: Nobelpreis Homestake Kamiokande

Neutrinomassen und Neutrinomischung 3 massive Neutrinos: ν1, ν2, ν3 mit Massen: m1<m2<m3 Flavor-Eigenzustände ≠ Massen-Eigenzustände Neutrinomischung!

Parametrisierung der Neutrinomischung Neutrino-Mischungsmatrix: 3 Mischungswinkel: θ12, θ23, θ13 1 CP-verletzende Dirac-Phase: δ θsol c12 Notation erklaeren Zerlegen in 3 Matrizen, die nur von einem Mischungswinkel abhaengen θ13, δ θatm Im Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich: 2 CP-verletzende Majorana-Phasen

Experimentelle Methoden Neutrinooszillationen: Mischungswinkel,δ Massendifferenzen β-Zerfall: Absolute Masse Majorana-Teilchen? Absolute Masse (Majorana Phase) ββ-Zerfall: Kosmologie (CMBR): Absolute Masse

Neutrinooszillationen: Vakuum (2 Flavors) 1 2 3 L in Losz Überlebenswahrscheinlichkeit: L/E Plot anfertigen!, Bei grossem L/E Aufloesung wichtig

Die Sonne im Neutrinolicht (Super-Kamiokande) Solare Neutrinos Energie des Neutrinos in MeV Die Sonne im Neutrinolicht (Super-Kamiokande)

Solare Neutrinos: “pioneering experiment” Nobelpreis 2002 Eν > 814 keV Seit ≈ 1970 Atmosphaerisch ohne th Rexp = 0.34 × SSM Raymond Davis Jr., Homestake Experiment

Das solare Neutrinorätsel Energieabhängiges Defizit Sonnenmodelle durch Helioseismologie bestätigt Non-Standard Neutrinoeigenschaften!

Neutrinooszillationen in Materie Elastische Neutrino-Elektron Streuung in Materie: νe : geladener + neutraler Strom νμ,τ : neutraler Strom Resonanz für X = cos(2θ) Im Inneren der Sonne: θm = 90o An der Oberfläche: θm = θ Ausbreitung in Materie wird durch Vorwaertsstreuung beschrieben Dominant: elastische Nu-El Streuung Diese hat unterschiedlichen WQ fuer ve und vmu oder nutau Dies fuehrt zu untersch. Potentialterm, der von der el-Dichte abhaengt Die Ausbreitung in Materie kann durch effektive Massenzustaende und effektiven Mischungswinkel beschrieben werden. Der Zusammenhang zwichen dem effektiven MW in Mat und dem MW im Vakuum ist hier gegeben. X haengt von Neutrinoenergie, Elektronendichte und Differenz der Massenquadrate ab. Fuer X=cos2Theta kommt es zur Resonanz, d.h. maximale Mischung thetam=45 Innen, hohe dichte, theta 90 grad Aussen, dichte null, thetam=thetav Auf dem Weg vom Inneren nach aussen, von hoher dichte zu niedriger dichte Fuer alle neutrinos fuer die an bel. Stelle in der sonne res. Bed erfuellt hohe osz.wahrsch. In numu. Neutrinos eines ganzen energiebereiches in numu transormiert. Bei vakosz nur eine ganz spezielle zu dm2 und L passende energie. ne nμ Θm n2m n1m Resonanz ne nμ Θm n2m n1m Innen ne nμ Θm n2m n1m Auβen

Beste Erklärung: Neutrinooszillationen Stand letzte DPG-Tagung, Frühjahr 2002 10 tan2θ SMA LMA LOW VAC Obere 3 MSW Unten vacosz Zwei fragen: Welche loesung? Stimmt der vom SSM vorhergesagte neutrinofluss? Auch numu und nutau mitzaehllen!

SNO: Sudbury Neutrino Observatory Target sind 1000t D2O Messung des 8B-Flusses CC (geladener Strom): νe ES (elast. Streuung): νe, (νμ/τ) NC (neutraler Strom): νe+ νμ+ ντ Erklaeren CC ES Neu! NC NEU! Creighton Nickel-Mine in Sudbury Canada

SNO: NC NC: νx + d  p + n + νx (Eν>2.2MeV) Gleicher WQ für νe, ν, ν Messung des gesamten 8B-Neutrinoflusses Neutronennachweis: Phase1: n + d → t + (6.25MeV) bisherige Resultate! Phase2: n + 35Cl → 36Cl + ’s(8.6MeV) seit Juni 2001 Phase3: n + 3He → p + t (He-Zählrohre)

SNO: CC und ES CC: νe + d  p + p + e- (Eν > 1.4MeV) Nur sensitiv auf νe Messung des νe Energiespektrums ES: νeμτ + e-  νeμτ + e- σ(νe,e) ≈ 5 × σ(νμτ,e) Auch in Super-K (KamLAND-solar, Borexino)

SNO: Solarer 8B-Neutrinofluss 2000 580 260 Ereignisse (306Tage) Stimmt! Standard Sonnen Modell (SSM): BP00

νe νμ/τ Mechanismus ? SNO: Folgerung Anzahl der 8B-Neutrinos wie vom SSM vorausgesagt! 1/3 erreichen den Detektor als νe 2/3 erreichen den Detektor als νμ oder ντ Damit ist gezeigt: Transformation νe νμ/τ Mechanismus ?

Analyse der solaren Neutrinoexperimente Stand nach SNO Ergebnis, Sommer 2002 LMA LOW Quasi-Vac SMA praktisch ausgeschlossen Welche Lösung?

Reaktorneutrino-Experiment KamLAND 1000t Flüssig-Szintillator Reaktor: νe Ev≈1÷10MeV 1000t Fluessigszintillator Distanz = 175km ! Distanz der Reaktoren <L> ≈ 175 km Verschwinden von νe?

LMA-Test mit Reaktor-(Anti)-Neutrinos Mittlere Entfernung der Reaktoren von Kamland: 175km E (Reaktor-ν) ≈ 5MeV Δm2 (LMA) = 5∙10-5eV2 Test möglich!

Nachweis der Reaktor-Antineutrinos Ev > 1.8 MeV promptes Ereignis: Ev – 0.77 MeV verzögertes Ereignis: 180μsec

KamLAND: Energiespektrum Größter Effekt Position  m2 Schwelle bei 2.6MeV: drunter unbekannte geo-neutrinos Wichtigster Punkt: erster ueber Schwelle Deformation im Spektrum -> info ueber deltam2 L/E plot? Groessere Genauigkeit durch neue Reaktorexperimente (Energiespektrum mit hoeherer Praezision)

Reaktorneutrino-Experimente Phys. Rev. Lett. 90 (2003) 021802 KamLAND erstes Reaktorexp das NuOsz sieht Bei kuerzeren Abstaenden erwartet man auch keine Osz. => Uebereinst. Andere Exp.

Analyse: Solare Neutrinos + KamLAND 99.73% 99% 95% 90% Analyse Maltoni, Schwetz, Valle LMA-I LMA-II Originalkurven von Kamland LMA-I und LMA-II drauf Andere Gruppen hinschreiben Falls CHOOZ drin, dann auch Reaktorneutrino-exp Rechts: Maltoni, Schwetz, Valle Analyse KamLAND-Koll. Phys. Rev. Lett. 90 (2003) 021802

Solare/Reaktor Neutrinos: Status Flavor-Umwandlung νe → νμ/τ Beste Erklärung: Neutrinooszillationen in Materie Mischung nicht maximal! Vorzeichen von m221 bestimmt Nicht max. Mischung betonen Groesser schreiben LMA (best fit): tan2θsol ≈ 0.46 m221 ≈ 7 × 10-5 eV2

Solare/Reaktor Neutrinos: Zukunft KamLAND-Reaktor: höhere Statistik Neues Reaktorexperiment mit geeigneter Distanz Oszillationsmuster, Genauigkeit m2sol und θsol Test des Standard Sonnenmodells und Test des Materieeffekts: 7Be-Fluss: (0.64 ± 0.03) × SSM KamLAND-Solar und BOREXINO pp-Fluss: GNO, LENS Konsistenztest & Test des SSM (2 Energiebereiche) 7Be -> Kamland, Borexino pp GNO

Atmosphärische Neutrinos L ≈ 20 km L ≈ 13000 km atmosphärische Neutrinos: Ev einige GeV Oszillationswahrscheinlichkeit variiert mit Zenithwinkel θ θ

Kamiokande Experiment: Nobelpreis 2002 Atmosphaerisch ohne th Masatoshi Koshiba, (Kamioka Nucleon Decay) Experiment solare ν atmosphärische ν Supernova ν

50kton Super-Kamiokande Detektor SK-I: Datennahme 1498 Tage (Mai 1996 – Juli 2001) Unfall im November 2001: ~50% der PMT’s implodiert SK-II: Start 6. Dezember 2002 mit 50% PMT Abdeckung - ok für atm. Neutrinos und K2K, - höhere Energieschwelle für solare Neutrinos. SK-III: ~2005, wieder volle Anzahl der PMT’s.

SuperK – atmosphärische Neutrinos e–ähnliche Ereignisse μ–ähnliche Ereignisse νμ νe Aus hep-ex/0212035: Wilkes 15.12.2002 Conference Report μ e Ohne Oszillationen Oszillationen (best fit) Daten

Atmosphärische Neutrinos: Analyse Neutrinooszillationen Best fit: m2atm = 2.5×10-3 eV2 sin22θatm = 1.0 Oszillationsbild einfuegen Bestätigt durch MACRO, SOUDAN

Atmosphärische Neutrinos: Resultate Disappearance von νμ (Zenithwinkel abh.) Bester fit für νμ → ντ Oszillationen νμ → νe Oszillationen von CHOOZ Exp. ausgeschlossen Vorzeichen von m223 unbekannt! 90% ? Vtau appearance von SK m2atm = (1.5 – 4) × 10-3 eV2 (90%CL) sin22θatm = 1.0 Maximale Mischung! (LMA-Mischung θsolar nicht maximal)

K2K Beschleuniger Experiment Super-K far detector 50 kton Near Detector 1 ton νμ, <Eν>= 1.3 GeV KEK 300m 250km Ziel: 1.0×1020 POT = 200 Neutrino Ereignisse in SK Sagen: Konsistent mit atm. Osz. Von SK Ergebnis (06/1999 – 07/2001): 5.6·1019 POT Ereignisse “Far Detector” : ohne Oszillationen erwartet: Wahrscheinlichkeit für Null Oszillation: <0.4%

Long Baseline Beschleuniger Experimente: Zukunft Appearance der Tau-Neutrinos: OPERA, Icarus (Cern  Gran Sasso) Volles Oszillationsmuster: MINOS (Fermilab  Soudan), Icarus Superbeam, Neutrinofactory erwaehnen Präzisionsmessung von m2atm und sin22θatm : MINOS, Icarus JHF  Super-K

Was wissen wir über die Mischungsmatrix? θsol Solare Neutrinos und Reaktorexperiment (Kamland): tan2θsol ≈ 0.46 θ13, δ Unbekannt: θ13 , CP-Phase δ Grenze durch CHOOZ Reaktorexperiment: sin22θ13 < 0.1 θatm Atmosphärische Neutrinos und Beschleuniger (K2K): sin22θatm ≈ 1 Jagd nach θ13 und δ!

Bestimmung von θ13 und δ: θ13 in subdominanten Effekten bei “long baseline” Neutrinooszillations-Experimenten: Reaktor und Beschleuniger falls Θ13 groß genug δ durch Asymmetrie: Vereinfachen! Nur P(ve->numu) haengt von theta13, CP-delta und Materieeffekten ab. Diskussion wie zu extrahieren Superbeam und Nufact experimente Neutrino-Superbeams, Off-axis beams, Neutrino Factory

LSND: Beam Dump Experiment Überschuss gesehen! Verifizierung durch MiniBooNE/FNAL (läuft) Tenor: nicht LSND falsch pruefen, sondern positiv, waere hochst aufregend bei MiniBooNE was zu finden! Interpretation: steriles Neutrino

Bestimmung der Neutrinomasse Super-K (atm. Neutrinos): m2atm = 2.5 × 10-3 eV2  m(νi) > 0.05 eV Das bestimmt die Energieskala bei der man suchen muss

Tritium β-Zerfall: Mainz/Troitsk Super-erlaubt, E0 = 18.6 keV, T1/2 = 12.3a Zukunft: KATRIN Mainz Daten (1998,1999,2001)

Neutrinoloser Doppelbetazerfall nur für Majorana-Neutrino und mV > 0! Neutrino  Anti-Neutrino Majorana-Neutrino: d u e W n p v = v 0v Doppelbetazerfall: (A,Z) (A,Z+2) + 2e- Mischen mit 3.folie doppelbeta

Neutrinoloser Doppelbetazerfall Übergangsmatrixelement Phasenraumfaktor effektive Neutrinomasse Beide Verfahren liefern komplemaentaere Info Eine Majorana Phase kann bestimmt werden Da im solaren Bereich keine max. Mischung -> keine vollstaendige Ausloeschung moeglich! effektive Neutrinomasse im 0νββ-Zerfall: Vergleich β-Zerfall:

Doppelbeta-Experimente: Resultate Heidelberg-Moskau Kollaboration, Eur.Phys.J. A12 (2001) 147 IGEX Kollaboration, hep-ex/0202026, Phys. Rev. C59 (1999) 2108 2.1 × 1023 0.85 – 2.1 alle 90%CL HM-K IGEX

Doppelbetazerfall: Zukunft 12 Vorschlaege Neutrinomasenbereich: einige 10 meV Oszillationsexperiment <m> <~ 10meV

Neutrinomasse aus kosmischer Hintergrundstrahlung (WMAP) Dazusagen: massengrenze sehr modellabhaengig (zw. 0.23-1 eV/c2) Aus Fit an Multipolentwicklung der T-Fluktuationen (WMAP, CBI, ACBAR, 2dFGRS, Lyman-α):

Oszillationsmuster ντ-Appearance Zusammenfassung Neutrinooszillationen: Oszillationsmuster Solare, Reaktor-Neutrinos/KamLAND: νe → νμ/τ Oszillationen (LMA) Atmosphärische, Beschleuniger-Neutrinos/K2K: νμ → ντ Vakuum Oszillationen Oszillationsmuster ντ-Appearance Masse des leichtesten Neutrinos: <m>β < 2.2 eV β-Zerfall <m>ββ < 0.35 eV ββ-Zerfall mν < 0.23 eV CMBR-fit Majorana? Zukunft: Messung von θ13, δ Reaktor, Superbeams, Off-axis beams, Neutrinofactory

ENDE

KamLAND Prinzip: Phase 1: Reaktor-Anti-Neutrinos Phase 2: Solare Neutrinos

MSW Effekt für solare Neutrinos Energieabhängige Unterdrückung der νe! (Mikheev, Smirnov, Wolfenstein) Keine Resonanz Resonanz Nicht adiabatisch

The Heilbronn salt mine The HLMA Facility Dedicated reactor neutrino experiment to probe the HLMA region: 2 10-4 < m2 (< 9 10-4 eV2) Specifications: Physics: One dominant baseline ~ 20 km Facility: Underground site with large cavities Politics: Reactors operating more than 10 years Current Best Choice The Heilbronn salt mine Northern Site (180m) Southern Site (240m) ~ 2000 caverns, Each of similar size to Gran Sasso halls: 15m (width) x 10-20m (height) x 100-200m

Anti-e interaction rate at Heilbronn >300 GWth European power plants included Average typical fuel composition (U, Pu) e + p  e+ + n  <>/fission = 5.825x10-43 cm² For 1031 protons, 194 tons PXE (C16H18) Load factor: 80% to 90% Expected rate ~ 1150/year (100% eff.) 77% of the rate @ 20km baseline Heilbronn Kochendorf Site

Schematic view of the detector “CTF” like design Water Buffer Muon Veto Pure PXE scintillator - d= 0.99 g/cm3 - Pvapor=1.4 10-5 kPa @20oC - Flash point = 149 oC - High LY (no Gadolinium) - Stable - Excellent PSD - < 10-17 gU/g - No fiducial volume PMTs coverage ~30% - 400 pe/MeV (112 tons) 14 m Detector size used for background simulation

Evidenz fuer Neutrino-Oszillationen: m2LSND~ 0.1-1eV2 m2atm~ 10-3eV2 m2solar~ 10-5-10-4 eV2 or 10-11-10-7 eV2 Mit 3 Neutrinos ist dies nicht moeglich! Gibt es ein 4. steriles Neutrino?

Neutrinomischung Pontecorvo-Maki-Nakagawa-Sakata (PMNS) Matrix: 3 Mischungswinkel: θ12, θ23, θ13 1 Dirac-Phase (CP): δ θsol θ13, δ θatm Im Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich: 2 Majorana-Phasen (CP): α1, α2

LSND Gibt es ein leichtes steriles Neutrino? LSND: Mehr ve- Ereignisse als erwartet. KARMEN schließt großen Bereich von LSND aus, kleiner Rest bleibt. MiniBOONE Bild raus, LSND Messung – Beam Dump MiniBooNE wird den gesamten erlaubten Bereich testen: Start 2002 (1000 evts/year )

KamLAND: Fluss der Reaktor-Anti-Neutrinos

Analyse: Solare und Reaktorneutrinos (III) Links: fig 4 , 2 neutrino analysis, cfig 8ombined solar nu data + Kamland spectrum Rechts: fig 8, 3 neutrino analysis, sin2θ13 = 0.04 Holanda, Smirnov hep-ph-0212270

3 Neutrino Analyse aus Fogli, Lisi, Marrone, Montanino, Palazzo, Rotunno hep-ph/0212127

Kamland Borexino Messung des solaren 7Be-ν Flusses Ev = 860keV Neutrino-Elektron Streuung sehr schwache Signatur Problem: radioaktiver Untergrund! zur Zeit noch in beiden Experimenten zu hoch für solare ν-Messung Sonne Reaktor Reaktor Sonne 1000t Flüssigszintillator <Lreaktor> = 175 km Kamioka Mine: 2700mwe 300t Flüssigszintillator <Lreaktor> = 800 km Gran Sasso: 3600mwe

OPERA: Erscheinen die Tau-Neutrinos?

MINOS: Volles Oszillationsmuster sin22θ

Tritium β-Zerfall: Mainz Experiment

Doppelbetazerfall: Signatur Spektrum der Energiesumme der 2 Elektronen 2v Doppelbetazerfall: Kontinuum Aus hep-ph-0202264v1: Elliott, Vogel Raus 0v Doppelbetazerfall: Linie Kinetische Energie/ Q-Wert des Zerfalls

Absolutmasse des Neutrinos Aus β-Zerfall (Tritium): m(νe) < 2.2 eV/c2 (95% CL) (Mainz/Troitsk) Aus Pion Zerfall: m(νμ) < 190 keV/c2 (95% CL) Aus Tau Zerfall: m(ντ) < 18.2 MeV/c2 (95% CL) Pion und Tau in weiss, inzwischen irrelevant

2νββ Zerfall d u e v W n p 2v Doppelbetazerfall: (A,Z) (A,Z+2) + 2e- + 2ve

Neutrinooszillationen? Solare Neutrinos: νe → νμ,τ , Δm2 = 7×10-5 eV2 Disappearance νe : Homestake, Gallex, Sage, Super-K, SNO Appearance von νμ,τ : SNO Bestätigung durch KAMLAND (Reaktor-Anti-Neutrinoexperiment) Atmosphärische Neutrinos: νμ → ντ , Δm2 = 2.5×10-3 eV2 Disappearance von νμ : Super-K, Macro, Soudan Bestätigung durch K2K (Beschleunigerexperiment) Titel: Beweis fuer Nichtstandardeigenschaften, nicht Oszillationen LSND νμ → νe , Δm2 = 3×10-2  1 eV2 Appearance von νe

Super-K Detektor

Bestimmung von θ13: θ13 in subdominanten Effekten bei “long baseline” Neutrinooszillations-Experimenten: Reaktor und Beschleuniger Vereinfachen! Nur P(ve->numu) haengt von theta13, CP-delta und Materieeffekten ab. Diskussion wie zu extrahieren Superbeam und Nufact experimente Für “long baseline” Experimente (m2atm dominante Skala):

Hyper-Kamiokande

K2K und Super-K(atm. Neutrinos) K2K konsistent mit Super-K Resultat für atm.ν Neutrinostrahl seit 18. Januar 2003

CHOOZ Reaktorneutrino Experiment ne  nx sin22θ13 < 0.1 Reaktor – Detektor: L = 1km Eν ≈ 1-10 MeV

Sensitivität zukünftiger Experimente auf θ13 Neutrino Superbeams (P  4MW) Neutrino Factory Huber, Lindner, Winter hep-ph/0204352

Absolutwert der Neutrinomasse Super-K (atm. Neutrinos): m(νi) > 0.05 eV/c2 Neutrinomassen: hierarchisch oder quasi-entartet?